超新星 、複数形 超新星 または 超新星 、激しく爆発するクラスのいずれか 出演者 噴火後の光度は、通常の数百万倍に急増します。
チャンドラX線天文台によって撮影されたケプラーの新星またはケプラーの超新星のケプラーの新星合成画像。 NASA、ESA、R。Sankrit、W。Blair、ジョンズホプキンス大学
超新星と中性子星の違いを理解するためにアニメーションを見る超新星と中性子星の概要。オープン大学(ブリタニカ出版パートナー) この記事のすべてのビデオを見る
用語 超新星 から派生 新着 (ラテン語:新規)、別のタイプの爆発する星の名前。超新星はいくつかの点で新星に似ています。どちらも、数週間続く途方もない急速な明るさ、その後のゆっくりとした調光が特徴です。分光的には、それらは青方偏移した輝線を示しています。これは、高温ガスが外側に吹き出されていることを意味します。しかし、超新星の爆発は、新星の爆発とは異なり、星の大変動のイベントであり、本質的にそのアクティブな(つまり、エネルギーを生成する)寿命を終了します。星が超新星になると、いくつかの太陽の物質に等しいかなりの量の物質が、爆発する星がその家の銀河全体を凌駕することを可能にするようなエネルギーのバーストで宇宙に吹き飛ばされる可能性があります。
超新星爆発は、膨大な量の電波を放出するだけでなく、 X線 だけでなく、宇宙線。いくつかのガンマ線バーストは超新星に関連しています。超新星はまた、のコンポーネントを構成するより重い要素の多くを解放します 太陽系 、地球を含む、 星間物質 。スペクトル分析は、より重い元素の存在量が通常よりも多いことを示しており、これらの元素が爆発の過程で実際に形成されることを示しています。の殻 超新星残骸 非常に進んだ段階で、それが星間物質に溶解するまで拡大し続けます。
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スウィフト衛星;超新星2007uy超新星2008Dが爆発する前の銀河NGC2770における超新星2007uyのX線画像(左)と可視光画像(右)、2008年1月にSwift衛星によってキャプチャされた画像。NASA—Swift Science Team / Stefan Immler
スウィフト衛星;超新星2008D超新星2008Dになった銀河NGC2770の爆発する星のX線画像(左)と、2008年1月にSwift衛星によってキャプチャされた超新星2008Dの可視光画像(右)。StefanImmler—NASA / Swift Scienceチーム
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さまざまな歴史的超新星について知る-GRB111209A、V838モノセロティス、N 63A、およびSN1006さまざまな歴史的超新星の議論。オープン大学(ブリタニカ出版パートナー) この記事のすべてのビデオを見る
歴史的に、17世紀初頭以前に記録された超新星は7つだけであることが知られています。それらの中で最も有名なのは1054年に発生し、の角の1つで見られました 星座 おうし座。この爆発の残骸は、今日、かに星雲として見ることができます。かに星雲は、不規則に外側に飛んでいるガスの輝く噴出物と、急速に回転し、脈動するガスで構成されています。 中性子星 、と呼ばれる 押す 、 中央に。 1054年の超新星は、中国と韓国の観測者によって記録されました。アリゾナで発見された特定の岩絵が示唆するように、アメリカ南西部のインディアンにも見られた可能性があります。 ニューメキシコ 。日中は十分に明るく、その明るさは数週間続きました。他の著名な超新星は、185、393、1006、1181、1572、および1604年に地球から観測されたことが知られています。
1604年以降に記録された数百の超新星の中で最も近く、最も簡単に観測されたのは、1987年2月24日の朝、チリのラスカンパナス天文台で働いていたカナダの天文学者Ian K.Sheltonによって最初に目撃されました。 SN 1987Aに指定された、この以前は非常にかすかな物体は、 マグニチュード わずか数時間で4.5になり、肉眼で見えるようになります。新しく出現した超新星は、大マゼラン雲の約160,000の距離にありました。 光年 。それはすぐに南半球全体の天文学者による激しい観測の対象となり、ハッブル宇宙望遠鏡によって観測されました。 SN 1987Aの明るさは、1987年5月にピークに達し、マグニチュードは約2.9でしたが、その後数か月でゆっくりと低下しました。
大マゼラン雲の超新星1987Aこの写真は、砂時計星雲の特徴であるかすかな外輪と明るい内輪を示しています。写真AURA / STScI / NASA / JPL(NASA写真#STScI-PRC98-08d)
1994年(左)と1997年(右)にハッブル宇宙望遠鏡で観測された、超新星1987Aの中央リングの結び目。この結び目は、超新星の爆風と、動きの遅い物質のリングとの衝突によって引き起こされます。早く排出されました。左下の輝点は無関係の星です。写真AURA / STScI / NASA / JPL(NASA写真#STScI-PRC98-08b)
超新星は、爆発の仕方によって、タイプIとタイプIIの2つの大きなクラスに分けられます。 I型超新星はII型よりも最大3倍明るい可能性があります。また、スペクトルに水素線が含まれておらず、約2倍の速さで膨張するという点で、II型超新星とは異なります。
加速度は、速度の変化をで割ったものとして定義されます
II型超新星に関連するいわゆる古典的な爆発は、前駆体として非常に大規模です 星 (私が主演する種族)その活動寿命の終わりにある少なくとも8つの太陽質量。 (これらは渦巻銀河でのみ見られ、ほとんどの場合、腕の近くにあります。)進化のこの段階まで、星は、次のような軽い元素を絞って加熱する過程で、核とその近くで放出される核エネルギーによって輝いていました。水素またはヘリウムを次々と重い元素に、つまり核融合の過程で。しかし、鉄より重い元素はエネルギーを生成するのではなく吸収しますが、エネルギーが利用できなくなったため、老化したヘビー級の星の中心に鉄のコアが構築されます。鉄心が大きくなりすぎると、内部核融合反応の外向きの爆発的な推力によってそれ自体を支える能力は、それ自体の重力の途方もない引っ張りに対抗することができません。その結果、コアが崩壊します。コアの質量が約3太陽質量未満の場合、崩壊はコアが 構成する 原子核と自由電子は一緒に押しつぶされて、硬くて急速に回転するコアになります。このコアはほぼ完全に構成されています 中性子 、直径20 km(12マイル)の体積で圧縮されていますが、その合計重量はいくつかの太陽の重量と同じです。小さじ1杯のこの非常に密度の高い物質は、地球上で500億トンの重さがあります。このようなオブジェクトは、 中性子星 。
超新星爆発は、物質が星の外層から落下し、その後コアから跳ね返ったときに発生します。コアは崩壊を停止し、落下するガスに突然硬い表面を提示します。この衝突によって発生する衝撃波 伝播する 外側に向かって、星の外側のガス層を吹き飛ばします。外側に吹き付けられる物質の量は、星の元の質量によって異なります。
コアの質量が3つの太陽質量を超える場合、コアの崩壊は大きすぎて中性子星を生成できません。爆縮する星はさらに小さくて密度の高い体に圧縮されます。つまり、 ブラックホール 。落下した物質はブラックホールに消え、その重力場は非常に強く、光さえも逃げることができません。星の落下エンベロープの多くは、回転する中性子コアの一時的な形成から跳ね返るか、コアの中心を通過できず、代わりにスピンオフされるため、星全体がブラックホールに取り込まれることはありません。
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